Venus hat eine sehr komplexe Landschaft. Siebzig Prozent der Oberfläche bestehen aus ausgedehnten Tiefebenen, den Regiones. Ein weiteres Fünftel der Oberfläche bilden bis zu zwei Kilometer tiefe Senken. Die restlichen zehn Prozent werden von zwei kontinentartigen Hochländern, sogenannte Terrae, gebildet: zum einen Ishtar Terra im Norden mit den elf Kilometer hohen Maxwell Montes, sowie Aphrodite Terra in der Äquatorgegend. In Aphrodite Terra liegt auch ein riesiges Tal, Diana Chasma, mit einer Tiefe von zwei Kilometern, einer Breite von 100 Kilometern und mehreren hundert Kilometern Länge. Dieses Tal ist wahrscheinlich tektonischen Ursprungs, wurde also durch Spannungen in der Kruste aufgerissen. Ein großes vulkanisches Gebiet ist die bis zu vier Kilometer hohe Beta Regio.
Artemis Chasma, die größte Corona auf der Venus mit einem Durchmesser von 2100 Kilometern. (© NASA/JPL)
Von mehr als drei Vierteln der Venusoberfläche weiß man, dass sie vulkanischen Ursprungs ist. Insgesamt hat man auf der Venus über tausend größere und zehntausende kleine Vulkane so wie viele bizarr anmutende Formationen vulkanotektonischen Ursprungs gefunden, wie zum Beispiel die nur auf der Venus beobachteten Coronae („Kronen“): ringartige Strukturen von bis zu 300 Kilometern Durchmesser, die aber nur wenige hundert Meter über die Oberfläche ragen.
Einschlagskrater wurden weit weniger entdeckt als beispielsweise auf dem Mars. Das zeigt, dass die Oberfläche der Venus nicht sehr alt ist. Vor etwa 500 bis vielleicht 700 Millionen Jahren wurde die Landschaft der Venus in einer globalen Katastrophe durch Vulkanismus völlig neugestaltet. Ausgenommen davon sind lediglich die tektonisch beanspruchten Hochländer, die ein deutlich höheres Alter als die vulkanischen Tiefländer der Venus aufweisen. Die Ursachen für diesen Erneuerungsprozess sind noch nicht klar. Weil die Venus im Gegensatz zur Erde, zumindest gegenwärtig, keine Plattentektonik hat, dürfte es in periodisch wiederkehrenden Abständen im Innern der Venus wie in einem Dampfkochtopf ohne Ventil zu einem Hitzestau kommen, der sich in einer Phase globalen Vulkanismus’ Bahn bricht.
Erst die globale Radarkartierung der Raumsonde Magellan (1990 bis 1994) zeigte, dass die Kruste der Venus nicht wie auf der Erde in großräumige Kontinentalplatten geteilt ist. Vielleicht, so wird vermutet, spiegelt die geologische Aktivität der Venus teilweise die Frühzeit der Erdgeschichte wider, denn man weiß nicht genau, ob die Kontinentalplatten auch während der ersten zwei oder drei Milliarden Jahre über den plastischen Erdmantel drifteten. Vor Ort untersuchte Bodenproben der russischen Sonden Venera 13 und Venera 14 ergaben eine Gesteinszusammensetzung, die grob den irdischen Ozeanböden ähnelt: Die Venuskruste besteht zu großen Teilen aus Basalt, einem dunklen, eisen- und magnesiumreichen vulkanischen Silikatgestein. Venus Express zeigte außerdem, dass die Venus bis in die jüngste geologische Vergangenheit vulkanisch aktiv war und vielleicht noch heute aktiv ist.